Imagen del Cuadrángulo de Memnonia (MC-16). El sur incluye tierras altas llenas de cráteres atravesadas, en la parte noreste, por Mangala Vallis . El norte contiene depósitos ondulados erosionados por el viento y el este contiene flujos de lava de la región de Tharsis .
El cuadrilátero es una región de Marte que cubre una latitud de -30° a 0° y una longitud de 135° a 180°. [2] La parte occidental de Memnonia es una región montañosa con muchos cráteres que exhibe una amplia gama de degradación de cráteres.
Memnonia incluye estas regiones topográficas de Marte:
Recientemente se encontraron evidencias de agua en la zona. Se encontraron rocas sedimentarias en capas en la pared y el suelo del cráter Columbus . Estas rocas pudieron haber sido depositadas por agua o por viento. Se encontraron minerales hidratados en algunas de las capas, por lo que es posible que haya estado involucrada agua. [3]
En el cuadrilátero de Memnonia se han encontrado muchos valles fluviales antiguos, incluido Mangala Vallis . Mangala parece haber comenzado con la formación de un graben , un conjunto de fallas que pueden haber expuesto un acuífero . [4] En este cuadrilátero hay vetas y depresiones oscuras (fosas) de pendiente. Parte de la Formación Medusae Fossae se encuentra en el cuadrilátero de Memnonia .
Capas
El cráter Colón contiene capas, también llamadas estratos. Muchos lugares de Marte muestran rocas dispuestas en capas. A veces las capas son de diferentes colores. Las rocas de tonos claros de Marte se han asociado con minerales hidratados como los sulfatos . El rover de Marte Opportunity examinó estas capas de cerca con varios instrumentos. Algunas capas probablemente estén formadas por partículas finas porque parecen romperse en polvo fino. Otras capas se dividen en grandes rocas, por lo que probablemente sean mucho más duras. Se cree que el basalto , una roca volcánica, se encuentra en las capas que forman los cantos rodados. Se ha identificado basalto en Marte en muchos lugares. Los instrumentos de las naves espaciales en órbita han detectado arcilla (también llamada filosilicato ) en algunas capas. Una investigación reciente con un espectrómetro de infrarrojo cercano en órbita , que revela los tipos de minerales presentes en función de las longitudes de onda de la luz que absorben, encontró evidencia de capas de arcilla y sulfatos en el cráter Columbus. [5] Esto es exactamente lo que aparecería si un gran lago se hubiera evaporado lentamente. [6] Además, debido a que algunas capas contenían yeso , un sulfato que se forma en agua relativamente dulce, podría haberse formado vida en el cráter. [7]
Los científicos están entusiasmados con la idea de encontrar minerales hidratados como sulfatos y arcillas en Marte porque normalmente se forman en presencia de agua. [8] Los lugares que contienen arcillas y/u otros minerales hidratados serían buenos lugares para buscar evidencia de vida. [9]
La roca puede formar capas de diversas formas. Los volcanes, el viento o el agua pueden producir capas. [10]
Capas del cráter Columbus , vistas por HiRISE . Esta imagen en falso color tiene unos 800 pies de ancho. Algunas de las capas contienen minerales hidratados como arcilla y sulfatos.
Capas en Monument Valley. Se acepta que estos se forman, al menos en parte, por deposición de agua. Dado que Marte contiene capas similares, el agua sigue siendo una de las principales causas de la formación de capas en Marte.
Capas expuestas en la base de un grupo de colinas en Mangala Valles en el cuadrilátero de Memnonia, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Las flechas señalan rocas situadas en pozos. Los pozos pueden haberse formado por los vientos, el calor de las rocas que derriten el hielo del suelo o algún otro proceso.
Cráter que muestra capas, visto por HiRISE en el programa HiWish
Valley, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Mangala Vallis
Mangala Vallis es un importante sistema de canales que contiene varias cuencas que se llenaron y luego el desbordamiento pasó por una serie de aliviaderos. [11] [12] Una fuente de agua para el sistema fue Meonia Fossae, pero el agua probablemente también provino de una gran cuenca centrada en 40 grados S. [13] [14]
Función optimizada en Mangala Vallis, vista por HiRISE en el programa HiWish. Se ven muchas rayas oscuras en la pendiente . La ubicación es el cuadrilátero de Memnonia.
Parte de Mangala Valles, vista por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero de Memnonia.
Cráteres
Los cráteres de impacto generalmente tienen un borde con material eyectado a su alrededor, mientras que los cráteres volcánicos generalmente no tienen borde ni depósitos de material eyectado. A medida que los cráteres crecen (más de 10 km de diámetro) suelen tener un pico central. [15] El pico es causado por un rebote del suelo del cráter después del impacto. [16] A veces los cráteres mostrarán capas. Dado que la colisión que produce un cráter es como una poderosa explosión, las rocas de las profundidades del subsuelo son arrojadas a la superficie. Por tanto, los cráteres pueden mostrarnos lo que hay en las profundidades de la superficie. A veces, los rayos brillantes rodean los cráteres porque el impacto ha llegado a una capa brillante de rocas y luego ha arrojado las rocas brillantes a la superficie más oscura. Una imagen a continuación de Mars Global Surveyor muestra esto.
Sección media del cráter Burton , que muestra el montículo central, visto por la cámara CTX (en Mars Reconnaissance Orbiter).
Montículo central del cráter Burton, que muestra rayas oscuras en la pendiente , visto por la cámara CTX (en [Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Burton.
Lado este del cráter Ejriksson , visto por la cámara CTX (en Mars Reconnaissance Orbiter).
Crestas
Las crestas en Marte pueden deberse a diferentes causas. Se cree que las crestas largas y rectas son diques. Las crestas curvas y ramificadas pueden ser ejemplos de topografía invertida , y los grupos de crestas rectas que se cruzan entre sí pueden ser el resultado de impactos. Estas crestas en forma de caja que se cruzan se denominan redes de crestas lineales . Las redes de crestas lineales se encuentran en varios lugares de Marte dentro y alrededor de los cráteres. [17] Las crestas a menudo aparecen como segmentos en su mayoría rectos que se cruzan en forma de celosía. Tienen cientos de metros de largo, decenas de metros de alto y varios metros de ancho. Se cree que los impactos crearon fracturas en la superficie, estas fracturas actuaron posteriormente como canales para los fluidos. Los fluidos cementaron las estructuras. Con el paso del tiempo, el material circundante se fue erosionando, dejando atrás crestas duras.
Vista amplia de la región que muestra crestas cuando se amplía. Imagen tomada con HiRISE en el programa HiWish.
Vista cercana de las crestas, vista por HiRISE en el programa HiWish. Las flechas apuntan a algunas crestas.
Vista cercana de las crestas, vista por HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Las flechas apuntan a algunas crestas rectas.
Vista cercana de las crestas, vista por HiRISE en el programa HiWish
Líneas rectas y crestas, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Yardangs
Los yardangs son comunes en algunas regiones de Marte, especialmente en la llamada " Formación Medusae Fossae ". [18] Se forman por la acción del viento sobre partículas del tamaño de arena; por lo tanto, a menudo apuntan en la dirección en la que soplaban los vientos cuando se formaron.
,
Amplia vista de yardangs en Lucus Planum , vista por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de yardangs en la imagen anterior, vista por HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de yardangs de una imagen anterior, vista por HiRISE en el programa HiWish
Primer plano del suelo del cráter que muestra yardangs y rayas oscuras en la pendiente, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Yardangs, vistos por HiRISE en el programa HiWish
Yardangs, vistos por HiRISE en el programa HiWish
Vista amplia de los yardangs, vistos por HiRISE en el programa HiWish. Esta imagen es extraña porque los yardangs están alineados en diferentes direcciones en la parte superior e inferior de la imagen. Probablemente la dirección del viento cambió para causar esto.
Rayas de pendiente oscuras
Muchos lugares de Marte muestran franjas oscuras en pendientes pronunciadas, como las paredes de los cráteres. Parece que las vetas más jóvenes son oscuras; se vuelven más claros con la edad. [19] A menudo comienzan como un pequeño punto estrecho que luego se ensancha y se extiende cuesta abajo durante cientos de metros. Se han propuesto varias ideas para explicar las rayas. Algunos involucran agua. [20] o incluso el crecimiento de organismos. [21] [22] Las rayas aparecen en áreas cubiertas de polvo. Gran parte de la superficie marciana está cubierta de polvo. Un polvo fino se deposita en la atmósfera cubriéndolo todo. Sabemos mucho sobre este polvo porque los paneles solares de los Mars Rovers se cubren de polvo. La potencia de los Rovers ha sido salvada muchas veces por el viento, en forma de remolinos de polvo , que han limpiado los paneles y aumentado la potencia. A partir de estas observaciones con los Rovers, sabemos que el proceso por el cual el polvo sale de la atmósfera y luego regresa ocurre una y otra vez. [23]
En general, se acepta que las rayas representan avalanchas de polvo. [24] Las rayas aparecen en áreas cubiertas de polvo. Cuando se elimina una fina capa de polvo, la superficie subyacente se vuelve oscura. Gran parte de la superficie marciana está cubierta de polvo. Las tormentas de polvo son frecuentes, especialmente cuando comienza la temporada de primavera en el hemisferio sur. En ese momento, Marte está un 40% más cerca del Sol. La órbita de Marte es mucho más elíptica que la de la Tierra. La diferencia entre el punto más alejado del Sol y el punto más cercano al Sol es muy grande para Marte, pero pequeña para la Tierra. Además, cada pocos años, el planeta entero se ve envuelto en una tormenta de polvo global. Cuando la nave Mariner 9 de la NASA llegó allí, no se podía ver nada a través de la tormenta de polvo. [16] [25] También se han observado otras tormentas de polvo globales desde entonces. Se pueden ver rayas oscuras en la siguiente imagen tomada con HiRISE del montículo central en el cráter Nicholson . Al menos una raya de la imagen se divide en dos al encontrar un obstáculo.
Una investigación, publicada en enero de 2012 en Icarus, encontró que las rayas oscuras eran iniciadas por ráfagas de aire de meteoritos que viajaban a velocidades supersónicas. El equipo de científicos estuvo dirigido por Kaylan Burleigh, estudiante de la Universidad de Arizona. Después de contar unas 65.000 rayas oscuras alrededor del lugar del impacto de un grupo de cinco nuevos cráteres, surgieron patrones. El número de rayas fue mayor cerca del lugar del impacto. Entonces, el impacto probablemente de alguna manera causó las rayas. Además, la distribución de las rayas formaba un patrón con dos alas que se extendían desde el lugar del impacto. Las alas curvas parecían cimitarras, cuchillos curvos. Este patrón sugiere que una interacción de ráfagas de aire del grupo de meteoritos agitó el polvo lo suficiente como para iniciar avalanchas de polvo que formaron muchas rayas oscuras. Al principio se pensó que las sacudidas del suelo por el impacto provocaban las avalanchas de polvo, pero si ese fuera el caso, las franjas oscuras se habrían dispuesto simétricamente alrededor de los impactos, en lugar de concentrarse en formas curvas. [26] [27]
Labou Vallis , vista por HiRISE La imagen de tamaño completo muestra rayas de pendiente oscuras antiguas y nuevas (más oscuras).
Rayas de pendiente oscuras, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Rayas de pendiente oscuras, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Rayas de pendiente oscuras, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Fosa en Marte
Las grandes depresiones (depresiones largas y estrechas) se denominan fosas en el lenguaje geográfico utilizado para Marte. Este término se deriva del latín; por lo tanto fossa es singular y fossae es plural. [28] Las depresiones se forman cuando la corteza se estira hasta romperse. El estiramiento puede deberse al gran peso de un volcán cercano. Una vaguada suele tener dos rupturas con una sección central que desciende, dejando acantilados empinados a los lados; tal depresión se llama graben. [29] Lake George , en el norte del estado de Nueva York , es un lago que se encuentra en un graben.
Se han sugerido otras ideas para la formación de fosas. Hay evidencia de que están asociados con diques de magma . El magma podría moverse bajo la superficie, rompiendo la roca y, lo que es más importante, derritiendo el hielo. La acción resultante provocaría la formación de una grieta en la superficie. En Islandia se encuentran diques provocados tanto por estiramiento (extensión) tectónico como por diques . [30] A continuación se muestra un ejemplo de un graben causado por un dique en la imagen Memnonia Fossae, vista por HiRISE .
Parece que el agua empezó a salir de la superficie para formar Mangala Vallis cuando se formó un graben. [4] [31]
Graben en Memnonia Fossae, visto por HiRISE. Se cree que este graben es el resultado de diques magmáticos más que de un estiramiento tectónico regional. La barra de escala tiene 1000 metros de largo.
Grandes pozos en Sirenum Fossae , vistos por HiRISE bajo el programa HiWish
Canal cortando un cráter de impacto, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish
valles
Existe enorme evidencia de que alguna vez fluyó agua en los valles de los ríos de Marte. Se han visto imágenes de canales curvos en imágenes tomadas por naves espaciales marcianas que datan de principios de los años setenta con el orbitador Mariner 9. [32] [33] [34] [35] Vallis (plural valles ) es la palabra latina para valle . Se utiliza en geología planetaria para nombrar características de relieve en otros planetas, incluidos lo que podrían ser antiguos valles fluviales que se descubrieron en Marte, cuando se enviaron sondas por primera vez a Marte. Los Viking Orbiters provocaron una revolución en nuestras ideas sobre el agua en Marte ; En muchas zonas se encontraron enormes valles fluviales. Las cámaras de las naves espaciales mostraron que inundaciones de agua atravesaron presas, excavaron valles profundos, erosionaron surcos en los lechos de roca y viajaron miles de kilómetros. [16] [36] [37] Algunos valles en Marte ( Mangala Vallis , Athabasca Vallis , Granicus Vallis y Tinjar Valles) comienzan claramente en graben. Por otro lado, algunos de los grandes canales de salida comienzan en áreas bajas llenas de escombros llamadas caos o terreno caótico. Se ha sugerido que cantidades masivas de agua quedaron atrapadas bajo presión debajo de una gruesa criosfera (capa de suelo congelado), y luego el agua se liberó repentinamente, tal vez cuando la criosfera se rompió por una falla. [38] [39]
Ampliación de la imagen anterior, vista por HiRISE bajo el programa HiWish
como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Formularios simplificados en un canal, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Valle curvo, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Flujos de lava
La lava es común en Marte, como lo es en muchos otros cuerpos planetarios.
Flujo de lava. El flujo de lava se detuvo cuando encontró el terreno más alto de un montículo. La foto fue tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
Cincuenta años de imágenes de Marte: de Mariner 4 a HiRISE
El 3 de octubre de 2017, HiRISE adquirió una imagen de Marte en el cuadrilátero de Memnonia, una mancha que ha sido fotografiada por 7 cámaras diferentes en diferentes naves espaciales durante los últimos 50 años. [40] Las imágenes del Planeta Rojo comenzaron con una de las imágenes tomadas por Mariner 4 en el verano de 1965. Las siguientes imágenes muestran estas imágenes con una resolución cada vez mayor a lo largo de los años. La resolución de la primera imagen del Mariner 4 fue de 1,25 km/píxel; eso se compara con la resolución aproximada de 50 cm/píxel de HiRISE.
Compuesto que demuestra la resolución relativa de 7 cámaras diferentes que tomaron imágenes de Marte: HiRISE (Mars Reconnaissance Orbiter), THEMIS VIS ( Mars Odyssey ), MOC-WAC ( Mars Global Surveyor ), HRSC ( Mars Express ), CTX (Mars Reconnaissance Orbiter), Viking, Marinero 4 . La ubicación es el cuadrilátero de Memnonia.
Compuesto que demuestra la resolución relativa de 7 cámaras diferentes que tomaron imágenes de Marte: HiRISE (Mars Reconnaissance Orbiter), THEMIS VIS (Mars Odyssey), MOC-WAC (Mars Global Surveyor), HRSC (Mars Express), CTX (Mars Reconnaissance Orbiter), Viking, Mariner 4. La ubicación es el cuadrilátero de Memnonia. La flecha azul en algunas imágenes apunta a la misma ubicación con diferentes cámaras. El cuadro rojo con la imagen CTX muestra la ubicación del siguiente fotograma de HiRISE.
Características de la superficie a lo largo de un escarpe en la formación Medusae Fossae, como las ve HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero de Memnonia.
Canales dentro y fuera de un cráter, vistos por HiRISE en el programa HiWish. Los canales ramificados están fuera del cráter (en la parte superior de la imagen). Luego, el canal se convierte en un cráter, formando más ramas que probablemente tengan forma de delta.
Canal que se ha erosionado a través de una cresta arrugada, visto por HiRISE en el programa HiWish. La flecha muestra el punto donde el canal se erosionó a través de la cresta.
Función optimizada, vista por HiRISE en el programa HiWish
Amplia vista de las capas del cráter, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las capas del cráter, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de rocas situadas en fosos, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Cráter exhumado, visto por HiRISE en el programa HiWish Después de su formación, el cráter quedó enterrado, ahora está quedando expuesto por la erosión.
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enlaces externos
Wikimedia Commons tiene medios relacionados con el cuadrilátero de Memnonia .
Mapa de imágenes interactivo de la topografía global de Marte . Pase el cursor tu ratónsobre la imagen para ver los nombres de más de 60 características geográficas destacadas y haga clic para vincularlas. El color del mapa base indica elevaciones relativas , basadas en datos del altímetro láser Mars Orbiter del Mars Global Surveyor de la NASA . Los blancos y marrones indican las elevaciones más altas (+12 a +8 kilómetros ); seguido de rosas y rojos (+8 a +3 kilómetros ); el amarillo es0 kilómetros ; Los verdes y los azules son elevaciones más bajas (hasta−8 kilómetros ). Los ejes son latitud y longitud ; Se observan las regiones polares .
